WWW.PROGRAMMA.X-PDF.RU
БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА - Учебные и рабочие программы
 


Pages:     | 1 |   ...   | 3 | 4 || 6 | 7 |   ...   | 18 |

«КЛИМАТИЧЕСКИЕ И ЭКОЛОГИЧЕСКИЕ АСПЕКТЫ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ VII ПУЛКОВСКАЯ МЕЖДУНАРОДНАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ ПО ФИЗИКЕ СОЛНЦА 7-11 июля 2003 года Конференция приурочена к 75-летию со дня ...»

-- [ Страница 5 ] --

3. Помимо перечисленных выше параметров существуют более глубокие стохастические характеристики, как, например, персистентность (устойчивость в сохранении тенденций) (Feder, 1988). Можно ожидать, что, как и многие природные процессы, сейсмичность обладает свойством поддерживать наметившиеся за некоторое время тенденции к изменению её состояния в течение примерно такого же промежутка времени в будущем. Тогда динамика поведения персистентности ряда должна отражать влияние в такой же степени глобальных воздействий, которые нарушают наметившиеся тенденции в проявлении сейсмической активности Земли.



Данные и результаты В работе использовались глобальные сейсмические базы данных IRIS (http://www.iris.washington.edu/), содержащая 286 тысяч событий с M4 за 1964-2001 годы, и NEIC (http:// wwwneic.cr.usgs.gov/neis/epic/), содержащая 257 тысяч событий с M3 за 1973-2001 годы. Обе базы полны в целом с магнитуды M4.4. Сейсмические данные за более ранние периоды (и даже IRIS до 1970 годов) сильно не полны в области слабых землетрясений и поэтому в этом исследовании не использовались.

–  –  –

12.8 2.7 10 1.0 0.6

–  –  –

5.7 2.6 1.0 0.63 1.14 200

–  –  –

Рис.1.

На рис.1 представлена плотность сейсмических событий с разрешением 0,05 года для баз IRIS (вверху) и NEIC (внизу) и их амплитудные спектры. Не смотря на некоторую условность полученных таким образом спектральных оценок, видно присутствие частот близких к солнечному циклу. Заметно, что более детальная база NEIC дает более выраженные спектральные характеристики, в целом совпадающие в обеих базах.

На рис.2 приведены результаты совместного сингулярного спектрального анализа рядов SSN и количества сейсмических событий N для M4.5. Использовался лаг 0,05 года. Для SSN приведены не

–  –  –

Эмпирическая функция распределения (ЭФР) Дальнейшие исследования показали, что существенным в сейсмическом процессе является меняющаяся со временем мелкомасштабная структура ряда интервалов между событиями Xt = Ti+1 Ti.. Слабые землетрясения имеют тенденцию формировать рои, вызывая изменения в структуре функции распределения сейсмических событий, изначально близкой к пуассоновскому распределению.

Рои, форшоки и афтершоки – известные особенности сейсмического процесса (Арефьев, 2002), однако на пути их статистического исследования имеется препятствие в виде их непродолжительности – они «проваливаются» в используемые гистограммные лаги. Метод должен быть чувствителен к нерегулярным изменениям этой мелкомасштабной структуры ряда. Нас интересуют те интервалы времени, для которых вероятность возникновения мелкомасштабной структуры сильно отличается от средней. Для этого по гистограмме сейсмической активности строилась гистограмма, отражающая распределение наполненности диапазонов событиями (сколько диапазонов имело данное количество сейсмических событий). По полученной таким образом ЭФР, можно построить временной ряд, отражающий вероятность распределения событий между этими диапазонами. С её помощью нормировалась вероятность появления данного количества событий в каждом конкретном интервале длительностью в 0.01 года.

Рис.3.

Полученная таким образом характеристика, будучи динамически развернутой на весь период и отфильтрованная от высоких частот характеризует изменение степени роения сейсмических событий. На рис.3.

она представлена после инвертирования и масштабирования для обеих баз сейсмических данных в сопоставлении с несглаженными SSN. Видно, что с усилением солнечной активности вероятность возникновения сейсмических роев падает, также как и общее количество землетрясений (рис.2). Из этого может следовать некоторая прогностическая ценность результата: с ростом солнечной активности усиливается триггер-эффект, сбрасывающий возникающие в литосфере напряжения. Следовательно вероятность их накопления с последующим сбросом нарастает в периоды так называемого спокойного Солнца.

Персистентность Среди характеристик сейсмического процесса исследование динамики поведения персистентности сейсмического ряда также представляется перспективным с прогностической точки зрения. Такие процессы имеют определенную «память», статистически выражающуюся в независимой от времени корреляции последующих приращений процесса от предшествующих C(t)= 22H-1 - 1. В нашем случае «приращениями»

являются интервалы между сейсмическими событиями Xt. Параметр H (0 H 1) определяет степень персистентности и оценивается с помощью стандартного метода нормированного размаха (R/S метод). Этот параметр является устойчивым по отношению к типу распределения приращений процесса X(t). На этом основании по оценке H делают вывод о наличии персистентности (H 0.5), её отсутствии (H 0.5) или о наличии антиперсистентности (H 0.5) в данном временном ряде. Значению H =





0.5 соответствует процесс с независимыми приращениями. Если же H 0.5, то приращения процесса стохастически зависимы, причем значениям H 0.5 отвечает положительная корреляция приращений, а значениям H 0.5 – отрицательная.

Рис.4.

На рис.4 приведены для обеих баз динамическая развертка H(t), полученная для выборки M4.5 с лагом 0.2 года и смещением 0.01 года.

На общем для баз интервале (1973-2001 гг.) характер кривых практически идентичен. Средние значения параметра для баз HIRIS = 0.760 ± 0.014 и HNEIC = 0.724 ± 0.015. На рис.5 представлены восстановленные по первым трем компонентам и инвертированные значения параметра H(t) в сопоставлении с несглаженными данными SSN в масштабированном виде.

Рис.5.

Возрастание Н свидетельствует об увеличении глубины «памяти», т.е. об увеличении времени устойчивого развития процесса, его обусловленности. И, наоборот, при снижении H до 0.5 приращения процесса становятся независимыми (в случае с сейсмической активностью

- пуассоновский процесс). Видно, что с возрастанием солнечной активности уменьшается самоподдерживающаяся тенденция сейсмического процесса, он в большей степени становится случайным.

Общий вывод данной работы состоит в том, что возрастание солнечной активности приводит к высвобождению накопленных напряжений, распределение сейсмических событий становиться почти пуассоновским. Спад солнечной активности приводит к возрастанию сейсмичности, к усилению неравномерности распределения сейсмических событий (роение), процесс становится неслучайным, возрастают его самоподдерживающие тенденции.

Литература Арефьев С.С., 2002, Форшоки, афтершоки и рои землетрясений, Физикa Земли, № 1, с. 60-77.

Воротков М.В., Горшков В.Л., 2000, Эволюционные портреты геофизических рядов: приливной процесс и сейсмические ряды, Изв. ГАО № 214, с. 429-439.

Горшков В.Л., Воротков М.В. 2002, Динамика движения полюса и долгопериодические вариации скорости вращения Земли, Изв. ГАО РАН, №216, c.415-425.

Данилов Д.Л., Жиглявский А.А., 1997, Главные компоненты временных рядов:

метод «Гусеница», СПбГУ, с. 308, (http://www.gistatgroup.com/gus) Сытинский А.Д., 1987, Связь сейсмичности Земли с солнечной активностью и атмосферными процессами, Л.: Гидрометеоиздат, 100 с.

Beeler N. M., Lockner D. A., 2002 Why earthquakes correlate weakly with the solid Earth tides: Effects of periodic stress on the rate and probability of earthquake occurrence., J. Geoph. Res., vol. 108, no. B8, 2391.

Feder J., 1988, Fractals, NY, Pergamon Press, 420 pp.

Труды международной конференции, ГАО РАН, Пулково, 7-11 июля 2003

–  –  –

INFLUENCE OF THE SOLAR UV IRRADIANCE ON QUASIBIENNIAL OSCILLATIONS IN THE EARTH`S ATMOSPHERE

Gabis I. P., Troshichev O. A.

Arctic and Antarctic Research Institute, St.Petersburg, Russia, olegtro@aari.nw.ru

Abstract

A study of relationships between variations in the solar ultraviolet irradiance and quasi-biennial oscillations (QBO) in the Earth’s atmosphere has been carried out by using the composite MgII index as a proxy of solar UV irradiance. Detail analysis of changes in the stratospheric wind direction at layers from 10 hPa to 70 hPa for 1953-2003 showed that the wind changes start at higher altitudes and go down to lower ones, the wind intensity being the greatest in layer of the maximum ozone content (about 20-30 hPa).
The definite relationship between periodicity of changes in solar UV irradiance and quasi-biennial oscillations is found: the UV irradiance being increased for the east QBO phase, and being reduced for the west QBO phase. The reversal of stratospheric winds proceeds from the top down with certain cyclicity and efficiency of the UV irradiation influence on stratosphere seems to be different at various stages of the cyclicity. As a result, the change of the mean zonal wind direction in the equatorial stratosphere is determined by influence of UV variations and seasonal changes of atmospheric circulation processes.

Введение Квазидвухлетние вариации, наблюдающиеся во многих атмосферных параметрах и процессах, проявляются или как собственно изменение параметров с квазидвухлетним периодом, или как соответствие каких-либо характеристик некоторого явления определенным фазам квазидвухлетнего цикла (КДЦ). При этом тип фазы КДЦ – восточная (E) или западная (W) – обусловлен направлением зонального ветра в экваториальной стратосфере, обращающим свое направление с квазипериодичностью около 28 месяцев. Чередующаяся картина восточных и западных воздушных потоков, наблюдающаяся в диапазоне высот от ~16 до ~40 км вдоль всего экватора и симметрично относительно него с полушириной (вдоль меридиана) около 12°, и соответствующие квазидвухлетние колебания температуры и содержания озона являются доминирующей чертой экваториальной стратосферы [1]. Явление квазипериодического изменения направления ветра в экваториальной стратосфере приобрело дополнительное значение в результате работ, показавших, что от фазы КДЦ зависят процессы, определяющие влияние изменений активности Солнца на атмосферу Земли [2].

На ранних этапах поиска механизма генерации КДЦ теоретически было показано, что флуктуации интенсивности солнечного УФ с квазидвухлетним периодом могут вызвать соответствующие колебания температуры в стратосфере, которые в свою очередь индуцируют КДЦ ветра [3]. В настоящее время имеются измерения потока УФ излучения Солнца, и можно провести непосредственное сопоставление его вариаций с земным КДЦ. Цель данной работы состоит в изучении влияния солнечного УФ излучения на КДЦ зонального ветра в экваториальной стратосфере.

–  –  –

ных 27-дневным бегущим средним, от нижней огибающей сглаженного ряда – выра- 0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 Длительность фазы КДЦ женный в процентах индекс MgII. Рис. 1.

На рис.1 представлено среднее поведение MgII-индекса в разные фазы КДЦ, полученное по методу наложенных эпох на 7 высотных уровнях. Продолжительность фазы в каждом частном случае нормировалась, чтобы можно было сопоставлять фазы с разной продолжительностью.

Видно, что на всех высотах, исключая нижний уровень 70 гПа, амплитуда MgII в период E–фазы выше, чем при W–фазе, на большей части длительности фаз цикла. Эти участки на графиках заштрихованы. Полученная закономерность статистически значима вблизи интервалов максимального различия между поведением MgII в разные фазы КДЦ, однако, она пропадает на некоторых интервалах фаз КДЦ. По-видимому, интенсивность УФ излучения критична только на определенных этапах обращения направления стратосферного ветра и не эффективна в другие периоды.

Сезонные закономерности эволюции ветра в КДЦ В анализе использованы данные измерения скорости ветра на экваториальных станциях Canton Island (2°46'S, 171°43'W), Gan/Maledive Islands (0°41'S, 73°09'E) и Singapore (1°22'N, 103°55'E) для I.1953–IX.2003 гг. [10].

На рис.2 показано вертикальное распределение изменений направления зонального ветра в стратосфере на экваторе за интервал 1980–1991 гг.

Области, соответствующие W-фазе КДЦ, заштрихованы. Обращение ветра начинается на 10 гПа и постепенно распространяется вниз со скоростью 1км/мес. Период КДЦ, включающий обе фазы, при среднем значении ~28 месяцев в разных циклах и на разных высотах изменяется в диапазоне от 19 до 36 месяцев. Моменты изменения типа фазы КДЦ существенно различны на разных уровнях стратосферы.

–  –  –

го д ы Рис. 2.

На каждом высотном уровне скорость ветра в любой месяц можно представить как суперпозицию компоненты скорости ветра в предыдущий месяц и добавочной компоненты скорости, которая имеет противоположное или то же самое направление по отношению к скорости в предыдущий месяц, соответственно, в случае ослабления или усиления ветра. По изменению профилей скорости ветра исследованы возмущения – изменения скорости u 10 м/с за месяц, которые являются причиной изменения направления ветра в квазидвухлетнем цикле.

В результате анализа высотных профилей за 50-летний период 1953– 2003 гг. установлено, что весь процесс эволюции ветров в ходе КДЦ можно схематически представить в виде последовательного изменения профилей через 8 стадий, показанных на рис.3 (верхний ряд). Стадия №1:

в средней стратосфере (выше 20–30 гПа) наблюдаются восточные ветры, в нижней – западные. В период этой стадии возмущения практически отсутствуют (изменение скорости u 5 м/с за месяц) и, следовательно, имеют место минимальные изменения профилей от месяца к месяцу. Через несколько месяцев существования такого распределения ветров появляются восточные возмущения (то есть возмущения, генерирующие дополнительную компоненту скорости с востока на запад) в нижней стратосфере DE сначала на ~30 гПа, затем последовательно на более низких уровнях – стадия №2, и за 3-6 месяцев существования такого режима профиль переходит в стадию №3 с восточными ветрами во всем диапазоне высот. Затем развиваются противоположные западные возмущения (дополнительная компонента скорости с запада на восток) DW, начиная с уровня 10 гПа – стадия №4, которые переводят профиль в стадию №5, противоположную 1-й: вверху западный ветер, внизу – восточный. Далее западные возмущения DW постепенно «спускаются» в нижние слои (стадия №6) и через несколько месяцев во всех высотах наблюдается западный ветер – стадия №7. Последний переход – развитие DE (опять начиная с уровня 10 гПа) – стадия №8, которая приводит вновь к профилю стадии №1. За 50 лет наблюдался 21 полный цикл из 8-ми стадий.

На рис.3 (нижний ряд) приведены профили скорости ветра за период с IX.97 по III.00. В данном примере весь процесс эволюции профилей от начала стадии №1 в солнцестояние I.98 до начала следующей стадии №1 в солнцестояние I.00 занимает 24 месяца. Эволюция ветра в КДЦ проходила по такому 24-месячному сценарию в 9 случаях за интервал 1953–2003.

Стадия №1 демонстрирует отчетливую закономерность – эта стадия всегда начинается в период солнцестояния либо в XII-I, либо в VI-VII.

Возмущения DE в слое ниже 20–30 гПа всегда начинаются вблизи равноденствия (либо в IV, либо в X), но они могут появиться либо в первое (аналогично примеру на рис.3), либо во 2-е или даже 3-е равноденствие после начала стадии №1. Следовательно, полный цикл эволюции ветра продолжается 24, 30 или 36 месяцев в зависимости от длительности стадии №1.

h, hPA 1 2 3

–  –  –

Влияние УФ излучения Солнца на эволюцию КДЦ Особенности стадий №1 и №2 позволяют предположить, что слой 20–30 гПа имеет особое значение в эволюции КДЦ. В течение нескольких месяцев (не менее 3–4), начиная с солнцестояния, выше 20–30 гПа сохраняется восточный, а ниже – западный ветер. Спустя 1, 3 или 5 сезонов всегда в равноденствие появляются возмущения DE ниже 20–30 гПа. В экваториальной стратосфере профиль концентрации озона имеет, в отличие от полярных широт, узкий (по высоте) максимум на 30-20 гПа.

Возмущения ветра могут быть следствием возникновения дополнительного термического градиента, обусловленного поглощением в слое озона излучения Солнца в области среднего УФ (~200–300 нм).

На рис.4 представлены вариации температуры t30 на высоте 30 гПа за 1996–2000 гг. (вверху) и профили скорости ветра для солнцестояний, наблюдавшихся в этом интервале (внизу). С I.96 по XII.97 и с I.98 по VI.00 имели место, соответственно, 24- и 30-месячные сценарии эволюции КДЦ ветра. Стадии №1 наблюдаются вблизи минимумов t30, а возмущения DE ниже 30 гПа развиваются в равноденствие, совпадающее с началом роста t30. В первое равноденствие после I.00 не наблюдалось возмущений DE, по-видимому, потому, что спад температуры в данном цикле после VII.99 происходил медленнее, чем в предыдущем цикле после VII.97, и t30 в I.00 на ~3° выше, чем в I.96 и I.98.

o T, C

-53 T (30 гП а)

-57

-61

–  –  –

50 U, м/с Рис.4.

При любом сценарии (24-, 30- или 36-месячном) стадии №2–№8 развиваются в течение семи сезонов (20–21 месяцев), начиная с равноденствия. При этом в пределах этих семи сезонов, моменты возникновения и интенсивность возмущений отличаются в разных циклах.

Именно по этой причине при определении фазы КДЦ (E или W) стандартным способом по направлению ветра, переходы от одной фазы к другой приходятся на любой месяц года и не обнаруживают сезонной закономерности.

Анализ вариаций индекса MgII показал, что быстрый спуск вниз, то есть большая интенсивность возмущений DW наблюдается в тех случаях, когда поток солнечного УФ понижается на начальной стадии этих возмущений, а продолжительные случаи наблюдаются при высоких значениях УФ. При этом, как можно видеть из рис.2, начало возмущений DW на высоте 10 гПа (соответствующее окончанию Е-КДЦ на 10 гПа) связано с высоким УФ- потоком, в то время как восточные возмущения DE (окончание W-КДЦ на 10 гПа) начинаются на фоне слабого потока УФ.

Выводы Сложная связь УФ с КДЦ (рис.1) наряду с сезонной зависимостью эволюции ветра в КДЦ (рис.3) свидетельствуют о том, что вариации солнечного УФ являются одним из факторов, определяющих фазу КДЦ в экваториальной стратосфере Земли, но их влияние зависит как от высоты, так и от стадии процесса обращения ветра, который, в свою очередь, зависит от сезонных особенностей циркуляции.

Работа выполнена при финансовой поддержке Российского фонда фундаментальных исследований (грант 01-05-65235).

Литература

1. Baldwin M.P., et al., The quasi-biennial oscillation // Reviews of Geophysics, V.39, N2, P.179-229, 2001.

2. Labitzke, K., and Chanin M-L., Changes in the middle atmosphere in winter related to the 11-year solar cycle // Annales Geophysicae, V.6, P.643-644, 1988.

3. Staley, D. O., A partial theory of the 26-month oscillation of the zonal wind in the equatorial stratosphere // J. Atmos. Sci., V.20, P.506–515, 1963.

4. Floyd, L.E., et al., Solar cycle 22 UV spectral irradiance variability // Solar Physics, V.177, P.79-87, 1998.

5. Viereck, R.A., and L.C. Puga, The NOAA Mg II core-to-wing solar index:

Construction of a 20-year time series of chromospheric variability from multiple satellites // J. Geophys. Res., V.104, P.9995-10005, 1999.

6. Weber, M., Solar activity during solar cycle 23 monitored by GOME // Proc.

European Symposium on Atmospheric Measurements from Space (ESAMS'99), ESTEC, Noordwijk, WPP-161, ESA, P.611-616, 1999.

7. Donnelly, R. F., Uniformity in solar UV flux variations important to the stratosphere // Annales Geophysicae, V.6, P.417-424, 1988.

8. Chandra S., The solar UV related changes in total ozone from a solar rotation to a solar cycle. // Geophys. Res. Lett., V.18, N.5, P.837-840, 1991.

9. Hood L. L., Coupled stratospheric ozone and temperature responses to shortterm changes in solar ultraviolet flux: An analysis of Nimbus 7 SBUV and SAMS data // J. Geophys. Res., V.91, N.D4, P.5264-5276, 1986.

10.K. Labitzke and Collaborators, 2002: The Berlin Stratospheric Data Series, СD from Meteorological Institute, Free University Be2rlin.

Труды международной конференции, ГАО РАН, Пулково, 7-11 июля 2003

–  –  –

Central astronomical observatory at Pulkovo, Saint-Petersburg, Russia, nag@gao.spb.ru 2 Physical and Technical institute, Saint-Petersburg, Russia,maxim.ogurtsov@pop.ioffe.rssi.ru

–  –  –

Abstract

Oscillation processes in several radio-sources over sunspots in a range of periods from minutes to some hours are investigated. Eight sunspots, which were observed in three different dates, are selected for analysis. Their magnetic field strength vary from 2000 to 3000 G. To obtain characteristics of the oscillation processes wavelet methods were used, which allow tracing of the dynamic picture of variations in variables "amplitude - instant period". It is found that the 3-minute oscillations with wavelength = 1.76 cm are observed only for sunspots with maximal field strength (2500-3000 G), while modes of lower frequency always present. Oscillations in a range of periods T = 10-20 min, 40-70 min and with lower frequencies manifest themselves most often.

В работе мы продолжаем исследования квазипериодических колебательных процессов (КПК) в активных областях (АО) атмосферы Солнца по данным радиогелиографа Нобеяма на основе вейвлет-подхода.

Этот подход, основываясь на локальном представлении сигнала, позволяет исследовать динамику свойств колебательных процессов.

30 июня 1993 г.

Для этой даты мы отобрали находящиеся вблизи центра диска Солнца радиоисточники над группой пор, максимальная из которых имела напряженность магнитного поля в фотосфере Н = 1600 Гс и над достаточно крупным пятном униполярной группы с H = 2500 Гс. На рис.1 представлены полученные нестационарные амплитудные спектры

–  –  –

Мы видим, что у рассмотренных радиодеталей характер спектра различный. У пятна наиболее амплитудной является 3-минутная мода, 5минутная в сравнении с ней выражена слабо. Следующими по величине амплитуды являются 50-минутная и 30-минутная моды. У поры же наиболее выраженными становятся 30-минутные колебания, следующими по величине – 150-минутные. Что же касается высокочастотных мод, то 5минутные и 3-минутные практически сравнимы между собой. Таким образом, у наблюденной поры очень слабо выражено очевидное для пятна деление на диапазоны короткопериодических 3- и 5-минутных и долгопериодических – с периодами десятки минут – колебаний.

24 июля 1998 г.

Для наблюдений этого дня были отобраны четыре пятна: пятно A имело S-полярность, напряженность магнитного поля H = 3000 Гс и гелиографические координаты (23S, 47E); пятно B: N-полярность, H = 2400

Гс, (24S, 57E); пятно C: N-полярность, H = 2000 Гс, (32N, 52E); пятно D:

S-полярность, H = 2300 Гс, (24N, 01E). В данном случае нас интересовал прежде всего короткопериодический диапазон и колебания с периодами порядка 10-20 минут, которые для пятна на рис.1 показали депрессию амплитуды. Временные профили интенсивности этих пятен приведены на рис.2.

Интенсивность

–  –  –

Видно, что разные пятна показывают различные изменения колебательного типа. Это подтверждает рис.3, на котором приведены динамические спектры этих КПК: зависимости «мгновенных периодов» от времени наблюдения. Мы видим, что стабильные (хотя и нестационарные) 3-минутные колебания прослеживаются только у пятна с са мым большим магнитным полем – A. У других пятен наиболее характерными являются колебания с периодами около 10 мин: 10 ± 2 мин (B), 8 ± 2 мин (C) и 10.5 ± 1.5 мин (D). Пятно С показывает 20-мин колебания, а пятно B на протяжении 15 минут – 5-мин колебания. Еще одной особенностью спектров пятен B – D являются достаточно амплитудные КПП с периодами 30-60 сек, отдельные цуги которых устойчивы в течение нескольких (до 10-ти) минут. Кроме того, у пятен A и D на рис.1 как тенденция прослеживаются колебания с периодами более 40 мин.

–  –  –

15 марта 2002 г.

Для этой даты нами были выбраны две детали – хвостовое и головное пятна биполярной группы, находящейся вблизи центра диска Солнца. Кроме радиоинтенсивностей, мы измеряли также и радиокоординаты (в км) в прямоугольной системе (ось Y направлена на северный полюс).

-84000

-96000

-108000

-120000

-132000

-24000

-36000

-48000

–  –  –

Рис.4. Временные профили интенсивности (верхние панели) и радиокоординат (средние панели – X, нижние – Y), в км, у источников над биполярной группой 15.03.2002 года. Слева – хвостовое (F) пятно, справа – головное (P).

Первое, что бросается в глаза на рис.4 – это сильная выраженность низкочастотных КПК у интенсивности радиоисточника над головным пятРис.5. Зависимость «амплитуда – мгновенный период» для интенсивностей радиоисточников над F (сверху) и P (снизу) пятнами 15.03.2002, полученная с помощью вейвлет-преобразования. 800

–  –  –

ном группы, более слабого, чем над хвостовым. На рис.5 представлены соответствующие динамические спектры колебаний. Однако, это не означает, что низкочастотные колебания подавлены в F пятне. На рис.6 приведены общий спектр колебаний в нем после применения вейвлетфильтра, подавляющего высокие частоты, и динамический спектр. Мы видим, что колебания в диапазонах периодов 20-30 и 40-60 мин имеют место и стабильно присутствуют все время наблюдений.

–  –  –

Рис.7. Зависимости «амплитуда – мгновенный период» для колебаний радиокоординат (верхние панели – X, нижние – Y) источников над биполярной группой 15.03.2002. Слева – хвостовое (F) пятно, справа – головное (P).

и для радиоинтенсивности (но их амплитуда для X координаты достаточно слаба), и, кроме того, для X координаты в P пятне также имеют место колебания подобного рода. В целом же, спектры для F пятна имеют при увеличении периода спадающий по амплитуде характер, а для P пятна – нарастающий.

Выводы Как нам представляется, к настоящему моменту надежно установлено, что кроме широко известных 3- и 5-мин диапазонов колебаний, на Солнце присутствует долгопериодический диапазон, охватывающий собою нестационарные колебания в солнечных пятнах с периодами 10-20, 40-70 и более минут. Для разных пятен эти периоды могут отличаться друг от друга, и поэтому можно говорить о 10-200 минутных мультичастотных колебаниях. Таким образом, находят свое дальнейшее подтверждение предыдущие результаты, полученные как в оптическом ([1-5] и др.), так и в радиодиапазонах (работы М.М. Кобрина в 60-х годах, [6-8] и др.).

В этой работе для рассмотренных пятен мы впервые показали что короткопериодические колебания встречаются, главным образом, у крупных пятен, обладающих повышенным радиоизлучением, с напряженностью магнитного поля на уровне фотосферы более 2500 Гс.

Долгопериодический же диапазон, проявляя себя в той или иной форме, по-видимому, характерен для любых пятен.

Работа выполнена при поддержке гранта РФФИ 02-02-16548а.

Литература

1. Гопасюк С.И. Изв. КрАО, т. 73, с.9, 1985.

2. Наговицына Е.Ю. Исследование квазипериодических движений пятен и особенностей горизонтального поля скорости на Солнце координатными методами повышенной точности. Автореф. канд.

диссертации., Л., 14 с. 1990.

3. Наговицын Ю.А., Вяльшин Г.Ф. Солн. данные, № 5, с.79, 1990.

4. Mashnich G.P., Bashkirtsev V.S. Solar Phys., v. 185, p.35, 1999.

5. Наговицына Е.Ю., Наговицын Ю.А. Письма в АЖ, т. 27, с.144, 2001; т.

28, с. 140, 2002.

6. Gelfreikh G.B., Grechnev V., Kosugi T., Shibaski K., Sol. Phys., v.185, p.

177, 1999.

7. Shibasaki K., Astron. J., v.550, p.1113, 2001.

8. G.B.Gelfreikh NRO Report 479, p.41, 1999.

9. Гельфрейх Г.Б., Наговицын Ю.А. Труды конференции “Солнечная активность и космические лучи после смены знака полярного магнитного поля Солнца”, с.137, 2002.

Труды международной конференции, ГАО РАН, Пулково, 7-11 июля 2003

–  –  –

Abstract

MHD approach is used to study the abrupt discontinious perturbation of a magnetic cloud going through the stationary flow of the solar wind. The symmetric oblate deformation of the cloud in a case of frontal solar shock wave collision with the cloud and the asymmetric - in a case of oblique interaction of a solar reverse one with the bow front are studied. The magnetic cloud as the probe inside the solar wind flow is indicated.

Краткое введение Магнитное облако, распространяющееся по потоку солнечного ветра и сопровождающее корональный выброс плазмы, является структурой, часто наблюдаемой в гелиосферной плазме. Основным свойством данной структуры является наличие относительно сильного межпланетного магнитного поля (ММП) с аномальным значением северно-южной компоненты [1].

По мере своего движения от короны Солнца магнитное облако, расширяясь, увеличивает свою величину и часто становится асимметричным, что неоднократно наблюдалось на космических аппаратах [2]. Исходя из этого, можно предположить, что, будучи непосредственно связанным с состоянием космической погоды, оно может служить зондом, говорящим о наличии сильных возмущений межпланетной плазмы, способных вместе с облаком оказывать влияние на поведение геомагнитного поля, вызывая развитие геомагнитной бури.

Кроме того, важно отметить, что магнитное облако во многом напоминает движущуюся магнитосферу с головной ударной волны перед ней и несимметричной драпировкой магнитного поля вокруг облака [3].

Известно также, что приход магнитного облака к магнитосфере Земли во время юбилейного дня взятия Бастилии 14 июля 2000 года послужил причиной грандиозной геомагнитной бури [4].

Кроме головной ударной волны, находящейся перед облаком, на его границе можно предположить наличие тангенциального разрыва с резким понижением величины плотности плазмы [5], увеличением величины ММП и падением значения температуры протонов [2,6].

Постановка задачи Представляет интерес рассмотрение в рамках магнитогидродинамического (МГД) численного пробного расчета часто происходящих в солнечном ветре взаимодействий солнечной прямой быстрой ударной волны, набегающей на облако со стороны Солнца, и обратной ударной волны, направленной к Солнцу, с головным фронтом и облаком, движущимся от Солнца, при представлении облака структурой, подобной магнитосфере Земли [7].

Магнитное облако движется по корональной плазме со скоростью, в 3 раза большей скорости солнечного ветра на расстоянии 18 радиусов Солнца [7]. Граница облака представляется в виде стационарного тангенциального разрыва. Солнечная быстрая ударная волна настигает облако со стороны Солнца (подобно рассмотрению, проведенному в [7]) и взаимодействует с тангенциальным разрывом или лобовым образом, или наклонно. В первом случае используем метод, описанный в [8], во втором случае при угле столкновения в 30 градусов используем методику, разработанную в [9].

Описание проделанного исследования Рассмотрим столкновение солнечной прямой быстрой ударной волны S+ с тангенциальным разрывом T, расположенным на границе магнитного облака.

Ударная волна будет описываться МГД условиями динамической совместности, тангенциальный же разрыв T будет задаваться скачками величин концентрации частиц, объемной скорости и величины магнитного поля. За счет выбора системы координат можно добиться параллельности векторов объемной скорости V и магнитного поля B с разных сторон от Т.

Условия, которым будет удовлетворять разрыв Т, будут иметь вид:

( V • n) = ( V0 • n ) = 0 ( H • n) = ( H0 • n ) = 0 (1) p + H2/8 = p0 + H02/8, где V - объемная скорость частиц, n - нормаль, перпендикулярная поверхности разрыва, p - газокинетическое давление, H - напряженность

–  –  –

{ Vn p / ( - 1) + V / 2) + p Vn + Ht Vn / 4 - Hn (Ht Vt )/ 4 } = 0, Hn { Vt } = { Ht Vn }, { Hn } = 0, где n обозначает нормаль к ударному фронту, t указывает на касательную компоненту и { } отражают скачок величины при переходе через разрыв.

Для ударных волн необходимо также выполнение условий эволюционности, которые в случае медленных ударных волн говорят о том, что скорость медленных ударных волн относительно плазмы перед волной должна быть доальфвеновской:

cS0 V A0, (3) где cS - медленная магнитозвуковая скорость, а V A - скорость Альфвена.

Решение задачи о лобовом столкновении быстрой ударной волны с тангенциальным разрывом T находится методом пробного расчета [8], в наклонном же случае - построением МГД поляры [9] в плоскости (,Р/Р0), где - угол отклонения объемной скорости за волной от оси Х, параллельной тангенциальному разрыву, Р - полное давление. Строится поляра отраженной ударной волны и волны разрежения с определением ее пересечения с полярой преломленной волны. Точка пересечения соответствует равенству полных давлений и углов наклона объемных скоростей сверху и снизу от Т, и в силу этого для волн, связанных с этой точкой, выполнены граничные условия.

Рассмотрение же взаимодействия быстрой обратной ударной волны с головным фронтом перед магнитным облаком осуществляется аналогично проведенному в [10] с учетом изменений, изложенных в [11].

Основные результаты Изучение взаимодействия солнечной быстрой ударной волны S+ с границей магнитного облака, представляемой в виде тангенциального разрыва Т с разрежением плазмы при переходе через него, в случае наклонного взаимодействия (при угле взаимодействия в 30°) указывает на возможность возникновения преломленной медленной ударной волны S-:

S+T R+T S-, где S+, R+ - быстрая ударная волна и быстрая волна разрежения. Этот случай подобен случаю, рассмотренному в [9], о взаимодействии быстрой ударной волны с границей корональной дыры.

Таким образом, рассмотрение наклонного взаимодействия этой волны с границей магнитного облака говорит о генерации преломленной медленной ударной волны, проходящей через облако и понижающей величину ММП. В данном случае возникающая аналогия является закономерной из-за известной связи магнитного облака с корональной полостью. При этом важно подчеркнуть, что речь идет о наклонном взаимодействии, существенно отличающемся от прямого лобового столкновения [8], при котором преломленная внутрь облака ударная волна является быстрой, и она способствует наблюдаемому расширению облака [7].

В то же время обратная ударная волна после столкновения с головным фронтом перед магнитным облаком создаст асимметрию потока в переходном слое, отделяющем магнитное облако от фронта аналогично [10,11], на что неоднократно указывали в связи с обсуждением наблюдений [1,3].

Настоящие исследования были проведены автором в рамках программы ОФН РАН №16.

Литература

1. Burlaga L.F., Lepping R. And Jones J. Global configuration of a magnetic cloud. // Physics of Flux Ropes, Ed.by Russell C.T.et al.., AGU Monograph, Washington D.C.,1990, p.373.

2. Osherovich V., Burlaga L.F. Magnetic clouds. // Coronal Mass Ejections. Geophys.

Monograph 99, AGU, Washington D.C., 1997, p.157-168.

3. Ромашец Е.П., Ботмер В, Веселовский И.С., Иванов К.Г., Каргилл П. Драпировка поля вокруг межпланетного магнитного облака с ударной волной. // Геом. и аэрон., 2002, т.42, №4, с.448-452.

4. Dryer M., Fry C.D., Sun W., Deer C., Smith Z., Akosofu S.I., Andrews M.D. Prediction in real time of the 2000 July 14 heliospheric shock and its companions during the “Bastille” epock. // Sol.Phys., 2001, v.204, №1-2, pp.287-286.

5. Vandas M., Geranios A. November 17-18 1975 event: A clue to an internal structure of magnetic clouds ? // J.of Geophys.Res. A, 2001, v.106, №2, pp.1849-1858.

6. Qiang Hu and Sonnerup B.U.O. Reconstruction of magnetic clouds in the solar wind:

orientations and configurations.// J. of Geophys.Res., 2002, v.107, A7, 10.1029/2001 JA 000293.

7. Vandas M. And Fischer S., Dryer M.,Smith Z., and DetmanT., Geranios A. MHD simulation of a shock wave with a magnetic cloud.// J.of Geophys.Res., 1997, v.102, №A10, pp.22.295-22.300.

8. Grib S.A., Brunelli B.E., Dryer M., Shen W.-W. Interaction of interplanetary shock waves with the bow shock-magnetopause system.// J.of Geophys.Res., 1979, v.84, A10, pp.5907Гриб С.А., Сазонова В.Н. Об одном возможном механизме возникновения медленных ударных волн в короне Солнца.// Письма в Астр. Журнал, 1995, т. 21, N 4, с.294-299.

10. Пушкарь Е.А., Бармин А.А., Гриб С.А. Исследование в МГД приближении падения ударной волны солнечного ветра на околоземную головную ударную волну.// Геом.и аэрон., 1991, т.31, №3, с.410-413.

11. Гриб С.А. МГД взаимодействия сильных разрывов солнечного ветра и асимметрия заря-сумерки.// Международная конференция. Околоземная Астрономия – 2003.

Программа конференции и тезисы докладов. Москва 2003, с.51.

Труды международной конференции, ГАО РАН, Пулково, 7-11 июля 2003

ПОСТРОЕНИЕ СИНОПТИЧЕСКИХ КАРТ КОРОНАЛЬНЫХ

ЛУЧЕЙ ПО СНИМКАМ ОРБИТАЛЬНОГО ТЕЛЕСКОПА LАSСО

Гусева С.А., Фатьянов М.П.

Горная астрономическая станция ГАО РАН, Кисловодск, Россия

CONSTRUCTING OF SYNOPTIC CHARTS CORONAL STREAMERS

ON PICTURES OF ORBITAL TELESCOPE LASCO

Guseva S.A., Fatianov M.P.

Kislovodsk Solar Station of the Pulkovo Astronomical Observatory of the Russian Academy of Science, Kislovodsk, Russia

Abstract

The 3d-distribution of the large coronal streamers in the space near the Sun (2 -- 6 Rо) is studied. The picture of the white corona of space-borne LASCO (based on SOHO) is used.

To identify the foot points of streamers with surface features the H-alpha synoptic charts of Kislovodsk Solar Station was taken into account.

The number of rays studied during the year 2002 is more than 3000. We founded that the main parts of rays is located in selected longitude regions, and they show their genetic connection with global heliospheric neutral sheet. The remaining part of rays that lay over the solar H-alpha filaments doesn’t show their dependence with global sheet.

The streamers that was observed at the year 2002 have the values of heliocentric latitude higher than that of global neutral sheet, if it was counted from solar surface observations..

Введение Как известно, солнечная корона не является аморфным по структуре образованием, а состоит из множества лучей и арок. Геометрические параметры этих лучей (форма, их ориентация и расположение в пространстве) тесно связаны со структурой магнитного поля, поэтому в течении ХХ в. их изучению было посвящено много работ. При этом изучение короны на расстоянии в несколько радиусов Солнца опиралось почти исключительно на наблюдения полных солнечных затмений. В наши дни с развитием наблюдательной техники появилась возможность оперативно получать ежедневную информацию о короне на диске и лимбе Солнца и о магнитных полях различной интенсивности и масштабов.

Имеется много изображений короны полученных на орбитальных солнечных обсерваториях в различных диапазонах солнечного спектра (видимого, УФ и рентгене ).

Целью данной работы является изучение трехмерной ориентации лучей в короне на расстоянии 2-6 Rо, как продолжение цикла работ [1,2] авторов на эту тему.

Наблюдательный материал

Для данной работы использовались:

1. Набор ежедневных изображений короны в белом свете, по наблюдениям широкоугольного спектрометрического коронографа LАSСО C2, орбитальной обсерватории SOHO, за период 2002 год.

2. Магнитограммы крупномасштабного фотосферного магнитного поля обсерватории в Стэнфорде (www.stanford.edu\WSO).

3. Синоптические H карты (Кисловодской ГАС ГАО), в этот же период времени (кэррингтоновские обороты с 1984 по 1998 ).

4. Магнитограммы корональных полей (computed coronal field), где рассчитана нейтральная корональная линия глобального поля на h = 2,5 Rо.

Мы использовали эти данные для привязки к корональным лучам на снимках LАSСО C2, где ведутся наблюдения лучистой структуры на высотах h (2-6) Rо.

Метод обработки данных В данной работе было проведено отождествление корональных лучей разного типа по ежедневным снимкам LАSСО C2. Было обработано более 350 снимков короны, где было выделено около 3000 отдельных лучевых образований. За период 14 кэррингтоновских оборотов были определены для каждого луча ширина его основания (на h=2 Rо) и угол отклонения луча от радиального направления до высот 4 Rо. На сетку синоптических карт были нанесены координаты центра оснований лучей за данный день (широта луча из измерений, долгота –E или W лимба солнца в данный день), в среднем от 200 до 300 лучей на один кэррингтоновский оборот. Полученное распределение лучей за каждый оборот 2002 года было совмещено с синоптической картой в линии H за тот же кэррингтоновский оборот (для примера на рис.1 показано такое распределение для CR1987, CR1992), а так же с магнитограммой и расчетами коронального магнитного поля (рис.2). Было вычислено среднее отклонение каждого луча от нейтральной корональной линии глобального поля, и среднее отклонение лучей от пояса волокон по широте. Для того, чтобы проявились эффекты эволюции долгоживущих лучей, мы объединили данные за период в три месяца наложением синоптических карт за три последовательных CR друг на друга, при этом стабильные участки гелиослоя стали проявляться более отчетливо, впоследствии получили усредненный наблюдаемый гелиослой. Результаты наложения для трех (CR1993-95) из 14 оборотов представлены на рис.3.

Результаты обработки На каждой из составленных синоптических карт отчетливо видно, что около трети числа лучей разбросаны почти равномерно по всей синоптической карте вдали от линии раздела коронального магнитного поля. Среди лучей лежащих на корональной нейтральной линии 45% представляют собой яркие шлемовидные лучи, 15% - средней яркости, и 40% - слабые узкие лучи. Многие из этих лучей хорошо совпадают с положением волокон на H карте, или имеют смещение (до 10°), которое вполне можно объяснить эффектом проекции луча на картинную плоскость, если луч имел отклонение от этой плоскости. Более подробно эти лучи были исследованы в нашей работе [1].

–  –  –

Остальные лучи отчетливо группируются вблизи нейтральной линии, имея систематическое отклонение в направлении более высоких или более низких широт (вверх или вниз по широте) от расчетной нейтральной линии.

–  –  –

Рис.3.

Измеренные средние значения широт лучей и отклонений (°) для каждого диапазона долгот представлены в таблице 1. В целом можно отметить тенденцию более высоких широт у наблюдаемых лучей, чем у вычисленной нейтральной корональной линии

–  –  –

+12° +12°

-40 60-150 -30 150-300 +30° -15°(+40°) +35 180-240 +30 300-360 +15° +/-30° +10 240-360 +20 0-150 +10° +10° +35 0-20 -30 150-300 1986 +10° -10°(+60°) 0 20-60 +20 300-360 +0° +35°

-60 60-180 +30 0-150 +40° +5°

-10 190-240 +20 150-210 +30° -30° +20 240-360 -40 210-270 +20° -15°(60°) +40 0-100 +20 270-360 1987 +5° +/-25°

-40 120-210 +30 0-200 +45° +/-10° 0 210-270 -65 200-270 +/-15° +40° +15 270-360 0 270-360 +10° +15° +40 0-60 +30 0-180 +/-5° +5° +20 60-120 -50 180-300 0° -10°(+45°)

-40 120-210 +15 300-360 +12°(+60°) +15° 0 210-330 +30 0-180 +15° +18° +40 330-360 -40 210-330 +10° -15° (+35°) +30 0-120 +30 330-360 1989 +5° +10°

-40 130-210 +30 0-180

-5°(+30°) +12° 0 210-300 -40 180-330 +20° +/-20° +30 300-360 +30 330-360 +/-20° +20° +40 0-60 -45 210-340 +7° +60° 0 60-150 +40 340-360 +20° +10° Обсуждение Если основываться на гипотезе, что корональные лучи вытягиваются вдоль нейтрального гелиослоя, то синоптические карты расположения лучей представляют собой картину реального наблюдаемого нейтрального гелиослоя.

Его геометрическая конфигурация в пространстве отличается от вычисленной по методу Хоксема, модель потенциального магнитного поля в короне с поверхностью источника на Rs=2,5R. Если его представить в виде ленты опоясывающей Солнце, то реальная конфигурация ленты, расположенной вертикально над солнечной поверхностью, отличается наличием дополнительных складок по сравнению с вычисленной. Этот гофрированный слой устойчиво расположен на широтах более высоких, чем дают вычисления. В ряде случаев (например, в CR1993) отклонение более значительно чем в среднем. Этот слой появляется на долготе с запаздыванием до двух суток. Данный эффект иногда не считают реальным явлением, так как замеченное отклонение лучей в сторону более высоких широт может быть интерпретировано, как проявление эффекта проекции на картинную плоскость луча расположенного под значительным углом к этой плоскости, однако в этом случае мы наблюдали бы увеличение угла отклонения для приполярных лучей.

Данные из таблицы 1 не показывают, такую зависимость роста угла отклонения. Для отдельных приполярных лучей этот угол даже меньше, чем для пояса средних широт.

Такие синоптические карты расположения лучей очень полезно иметь, как дополнительную информацию при составлении гелиосферных прогнозов, основанных на наблюдениях магнитных полей. По ним можно корректировать геометрию глобального гелиослоя. Корректировать в сторону реально наблюдавшегося слоя на предыдущих кэррингтоновских оборотах. Эти карты являются достаточно информативным дополнением к традиционным картам широтной эволюции гелиослоя, т.к. дают представление о реальном расположении широты гелиослоя в зависимости от долготы.

Исследованный нами период (2002 г.) относится к начальной эпохи ветви спада цикла активности. Мы считаем полезным продолжить данную работу для других эпох солнечного цикла для того, чтобы проследить, как ведет себя реальный гелиослой в короне, и сравнить его с рассчитанным по фотосферным магнитным полям Работа выполнена при поддержке гранта РФФИ 02-02-16035 и 03-02ФНТП «Астрономия» Программы Нестационарные процессы астрономии; Договора ГАО-ИКИ Топология магнитного поля Солнца.

Литература

1. Гусева С.А., Фатьянов М.П. «Морфология корональных лучей на спаде активности (SОНО/LАSСО, 2002 год)», Труды конф. «Солнечная активность и космические лучи после смены знака полярного м.п.

Солнца», ГАО РАН, Пулково, Санкт-Петербург, 2002г., С. 171.

2. Гусева С.А., Фатьянов М.П. «Структура короны на фазе роста активности: 1Лимбовые корональные лучи как предикторы гелиомагнитной картины на диске Солнца», 2000г., тезисы доклада конф. ГАО РАН, Пулково, Санкт-Петербург.

3. Солнечная корона и корпускулярное излучение в космическое пространство. Киев, « Наукова думка », 1965 г.

Труды международной конференции, ГАО РАН, Пулково, 7-11 июля 2003

–  –  –

VARIATIONS CORRELATION DIMENSIONS

IN CYCLES OF SOLAR ACTIVITY

Davidova E.I., Davidov V.V.

Kislovodsk Solar Station of the Pulkovo Observatory, Kislovodsk, 357700, P.O. Box 145, Russia, davale@rambler.ru

Abstract

Methods of chaotic dynamics are applied to the analysis of the data of solar activity (Volf's number, 1849-1990 years) and the meteorological data of a terrestrial atmosphere (daily temperature in the central England, 1849-1990 years). Calculation of correlation dimension of the data corresponding to 11-years cycles of solar activity is carried out. Results: the analysis has shown a parallel variations of correlation dimensions for Volf's numbers and for temperature. For the considered period of time correlation dimensions of numbers of Volf and temperatures are in an antiphase with height of cycles of solar activity.

Введение Идея применения методов хаотической динамики к анализу временных рядов основана на том, что основная структура хаотической системы, содержащая в себе всю информацию о системе, а именно, аттрактор динамической системы может быть восстановлена через измерение только одной наблюдаемой переменной этой динамической системы, фиксируемой, как временной ряд. Важной количественной характеристикой самоподобия многомерных множеств является корреляционная размерность. Как следует из определения размерности вложения, она соответствует числу независимых переменных, описывающих систему. Таким образом, восстанавливая размерность вложения, мы получаем информацию о сложности системы. Для вычисления корреляционной размерности использовалась процедура реконструкции фазового пространства методом Грассбергера-Прокаччиа.



Pages:     | 1 |   ...   | 3 | 4 || 6 | 7 |   ...   | 18 |
Похожие работы:

«ФЕДЕРАЛЬНОЕ АГЕНТСТВО НАУЧНЫХ ОРГАНИЗАЦИЙ ФЕДЕРАЛЬНОЕ ГОСУДАРСТВЕННОЕ БЮДЖЕТНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ НАУКИ СПЕЦИАЛЬНАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ РОССИЙСКОЙ АКАДЕМИИ НАУК (САО РАН) ПРИНЯТО УТВЕРЖДАЮ решением Ученого совета САО РАН, САО РАН № Ш ). РАН от« 4 » июня 2015 г. Ю.Ю. Балега 2015 г. ДОПОЛНИТЕЛЬНАЯ ПРОГРАММА КАНДИДАТСКОГО ЭКЗАМЕНА НО СПЕЦИАЛЬНОЙ ДИСЦИПЛИНЕ Направление 03.06.01 ФИЗИКА И АСТРОНОМИЯ подготовки Направленность 01.03.02 АСТРОФИЗИКА И ЗВЕЗДНАЯ (профиль) подготовки АСТРОНОМИЯ...»

«ТУРЫ ПО КРЫМУ В ОСЕННЕ-ЗИМНИЙ ПЕРИОД 2014-2015 гг. НОВОГОДНИЕ ТУРЫ..3 ПАЛОМНИЧЕСКИЕ ТУРЫ.32 ЭТНОГРАФИЧЕСКИЕ ТУРЫ.46 ВИННЫЕ ТУРЫ..53 ГАСТРОНОМИЧЕСКИЕ ТУРЫ.69 АКТИВНЫЕ ТУРЫ.73 ДЕТСКИЕ ТУРЫ..79 ИСТОРИЧЕСКИЕ ТУРЫ.99 СОБЫТИЙНЫЕ ТУРЫ.176 НОВОГОДНИЕ ТУРЫ «Новый год в Крыму!» Продолжительность 5 дней / 4 ночей Даты 30.12.2014 04.01.2015 ПРОГРАММА 1 день Встреча группы с представителем компании в аэропорту г. Симферополя. Трансфер в ЛОК «Айвазовское», Партенит. Лечебно-оздоровительный комплекс...»

«РАЗРАБОТАНА УТВЕРЖДЕНО Центром функциональных магнитных Ученым советом Университета материалов (заседание ЦФММ от 28.08.2014 г., от «22» сентября 2014 г., протокол протокол № _5_) №1 ПРОГРАММА КАНДИДАТСКОГО ЭКЗАМЕНА ПО СПЕЦИАЛЬНОЙ ДИСЦИПЛИНЕ в соответствии с темой диссертации на соискание ученой степени кандидата наук Направление подготовки 03.06.01 Физика и астрономия Профиль подготовки Физика конденсированного состояния Астрахань – 2014 Программа кандидатского экзамена составлена в...»

«Думский Дмитрий Викторович Филиал «Пущинская радиоастрономическая обсерватория имени В.В. Виткевича АКЦ ФИАН» / Лаборатория сетевых вычислительных и информационных технологий: научный сотрудник. Дата рождения: 31 мая 1979 года.Образование, учёные степени, основные места работы: Кандидат физ.-мат. наук, год защиты 2005, специальность 01.04.03 (радиофизика), тема «Применение вейвлет-анализа в задачах исследования структуры сигналов». Диссертационный Совет Д.212.243.01 при Саратовском...»

«ISSN 0552-5829 РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ГЛАВНАЯ (ПУЛКОВСКАЯ) АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ РАН ВСЕРОССИЙСКАЯ ЕЖЕГОДНАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ ПО ФИЗИКЕ СОЛНЦА ГОД АСТРОНОМИИ: СОЛНЕЧНАЯ И СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА – 2009 ТРУДЫ Санкт-Петербург Сборник содержит доклады, представленные на Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца «Год астрономии: Солнечная и солнечно-земная физика – 2009» (XIII Пулковская конференция по физике Солнца, 5-11 июля 2009 года, Санкт-Петербург, ГАО РАН). Конференция...»

«МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ ФЕДЕРАЛЬНОЕ ГОСУДАРСТВЕННОЕ БЮДЖЕТНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ НАЦИОНАЛЬНЫЙ ИССЛЕДОВАТЕЛЬСКИЙ ЦЕНТР «КУРЧАТОВСКИЙ ИНСТИТУТ» Одобрено Советом по «УТВЕРЖДАЮ» Первый заместитель директора образовательной деятельности по научной работе НИЦ «Курчатовский институт» Протокол № 3 О.С. Нарайкин «25» сентября 2015 г. «25» сентября 2015 г. ОСНОВНАЯ ОБРАЗОВАТЕЛЬНАЯ ПРОГРАММА Уровень: подготовка научно-педагогических кадров (аспирантура) Направление подготовки кадров...»

«ФЕДЕРАЛЬНОЕ АГЕНТСТВО НАУЧНЫХ ОРГАНИЗАЦИЙ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ Федеральное государственное бюджетное учреждение науки «Институт автоматики и процессов управления Дальневосточного отделения Российской академии наук» (ИАПУ ДВО РАН) «СОГЛАСОВАНО» «УТВЕРЖДАЮ» Руководитель направления Заместитель директора по научноподготовки аспирантов 03.06.01 образовательной и инновационной «Физика и астрономия», д.ф.-м.н. деятельности, д.ф.-м.н. _ Н.Г. Галкин _ Н.Г. Галкин « » сентября 2015 г. « » сентября 2015...»

«Федеральное государственное образовательное бюджетное учреждение высшего профессионального образования «МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ ИНСТИТУТ МЕЖДУНАРОДНЫХ ОТНОШЕНИЙ (УНИВЕРСИТЕТ) МИД РОССИИ» «УТВЕРЖДАЮ» Председатель Приемной комиссии Ректор МГИМО (У) МИД России академик РАН А.В. ТОРКУНОВ Программа вступительного экзамена для поступления в магистратуру МГИМО (У) МИД России по направлению «Зарубежное регионоведение»     МОСКВА 2015 Порядок проведения вступительного экзамена по дисциплине «Основы...»

«ОЛЬГА БАЛЛА II ОЛЬГА БАЛЛА ПРИМЕЧАНИЯ К НЕНАПИСАННОМУ Cтатьи Эссе Том II Franc-Tireur USA Notes to the Unwritten [ II ] Примечания к ненаписанному [ II ] by Olga Balla Copyright © 2010 by Olga Balla All rights reserved. ISBN 978-0-557-27866Printed in the United States of America Содержание ЗАКЛИНАЮЩИЕ ОГОНЬ СМЫСЛЫ БЕССМЫСЛИЦЫ 1 СМЫСЛ И НАЗНАЧЕНИЕ МАССКУЛЬТА. Сознание в эпоху его технической воспроизводимости 2 ОБНАЖЕННОЕ ТЕЛО В КУЛЬТУРНЫХ ПРОСТРАНСТВАХ 4 ИСТОРИЯ УЯЗВИМОСТИ. Понятие стресса в...»

«МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ Федеральное государственное автономное образовательное учреждение высшего образования «Нижегородский государственный университет им. Н.И. Лобачевского» Основная профессиональная образовательная программа Уровень высшего образования Подготовка кадров высшей квалификации Направление подготовки 03.06.01 – Физика и астрономия Направленность образовательной программы Физика полупроводников (01.04.10) Квалификация Исследователь....»

«АСТРОНОМИЯ I. ОБЩИЕ ПОЛОЖЕНИЯ В соответствии с образовательным стандартом учебного предмета «Астрономия» целями его изучения являются овладение учащимися основами систематизированных знаний о строении Вселенной, обучение учащихся способности познавать закономерности развития природных процессов, их взаимосвязанность и пространственно-временные особенности, формирование понимания роли и места человека во Вселенной. К основным задачам изучения учебного предмета «Астрономия» на III ступени общего...»

«Муниципальное бюджетное общеобразовательное учреждение гимназия г. Гурьевска Рабочая программа учебного предмета астрономия_ в 10 классе (профильный уровень) (наименование предмета) Составил Ковбасюк А. Н., учитель физики и астрономии Гурьевск 2015 г. Пояснительная записка Астрономия как наука о наиболее общих законах природы, выступая в качестве учебного предмета в школе, вносит существенный вклад в систему знаний об окружающем мире. Для решения задач формирования основ научного мировоззрения,...»

«ФизикА.СПб Тезисы докладов Российская молодежная конференция по физике и астрономии 24 — 25 октября 2012 года Санкт-Петербург Актуальные вопросы физики твердого тела и физики полупроводников Организатор Физико-технический институт им. А. Ф. Иоффе Спонсоры Российская академия наук Администрация Санкт-Петербурга Российский фонд фундаментальных исследований Фонд некоммерческих программ «Династия» Программный комитет Аверкиев Никита Сергеевич (ФТИ им. А.Ф. Иоффе) — председатель Арсеев Петр Иварович...»

«ПРАВИТЕЛЬСТВО САНКТ-ПЕТЕРБУРГА КОМИТЕТ ПО НАУКЕ И ВЫСШЕЙ ШКОЛЕ РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ГЛАВНАЯ (ПУЛКОВСКАЯ) АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ СОЛНЕЧНАЯ И СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА — 2014 XVIII ВСЕРОССИЙСКАЯ ЕЖЕГОДНАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ С МЕЖДУНАРОДНЫМ УЧАСТИЕМ 20 – 24 октября 2014 года Санкт-Петербург Сборник содержит тезисы докладов, представленных на XVIII Всероссийскую ежегодную конференцию с международным участием Солнечная и солнечно-земная физика — 2014 (20 – 24 октября 2014 года, ГАО РАН,...»

«Муниципальное бюджетное общеобразовательное учреждение гимназия г. Гурьевска Рабочая программа учебного предмета астрономия_ в 11 классе (профильный уровень) (наименование предмета) Составила Матвеева В. В., учитель физики и астрономии Гурьевск 2015 г. Пояснительная записка Астрономия как наука о наиболее общих законах природы, выступая в качестве учебного предмета в школе, вносит существенный вклад в систему знаний об окружающем мире. Для решения задач формирования основ научного...»

«Министерство образования и науки Российской Федерации Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение высшего профессионального образования «Тамбовский государственный университет имени Г.Р.Державина» «Утверждено» Решением Ученого совета ФГБОУ ВПО «Тамбовский государственный университет имени Г.Р.Державина» от 24 февраля 2015 г. протокол № 44 Ректор В.М.Юрьев ПРОГРАММА ВСТУПИТЕЛЬНЫХ ИСПЫТАНИЙ ПО НАПРАВЛЕНИЮ ПОДГОТОВКИ НАУЧНО-ПЕДАГОГИЧЕСКИХ КАДРОВ В АСПИРАНТУРЕ 03.06.01 «ФИЗИКА...»

«.СИСТЕМА ДЛЯ РЕШЕНИЯ ОСНОВНЫХ ЗАДАЧ МОРЕХОДНОЙ АСТРОНОМИИ Свешников1 М.Л., Свешников2 А.М., Павлов1 Д.А., Лукашова1 М.В. Институт прикладной астрономии РАН; Чешский технический университет (CVUT), Прага В рамках работы по созданию электронной версии «Морского астрономического ежегодника» разработана программа для решения основных задач морской астронавигации. Программа написана в среде Windows на языке С++ и использует 2D графическую библиотеку Cairo. Задание осуществляется с помощью...»

«По состоянию на 18.09.2015 Сотрудничество КФУ с Китайской Народной Республикой Казанский университет в рамках реализации партнерских соглашений и участия в совместных научно-образовательных проектах сотрудничает с целым рядом университетов, научных организаций и компаний Китая.Партнеры КФУ: Государственная канцелярия по распространению китайского языка за рубежом (HANBAN) (организация и финансирование Института Конфуция) Хунаньский педагогический университет (студенческий и преподавательский...»

«ISSN 0552-58 РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ГЛАВНАЯ (ПУЛКОВСКАЯ) АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ XIX ВСЕРОССИЙСКАЯ ЕЖЕГОДНАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ ПО ФИЗИКЕ СОЛНЦА СОЛНЕЧНАЯ И СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА – 2 ТРУДЫ Санкт-Петербург Сборник содержит доклады, представленные на XIX Всероссийскую ежегодную конференцию по физике Солнца «Солнечная и солнечно-земная физика – 2015» (5 – 9 октября 2015 года, ГАО РАН, Санкт-Петербург). Конференция проводилась Главной (Пулковской) астрономической обсерваторией РАН при поддержке...»

«ПРОГРАММА вступительного испытания в аспирантуру по направлению подготовки 03.06.01 «Физика и астрономия»Содержание программы: I. Пояснительная записка II. Программа. Содержание разделов III. Рекомендуемая литература I. Пояснительная записка Целью вступительного испытания является установление уровня подготовки абитуриентов, поступающих в аспирантуру, к учебной и научной работе и соответствие его подготовки требованиям государственного образовательного стандарта высшего профессионального...»



 
2016 www.programma.x-pdf.ru - «Бесплатная электронная библиотека - Учебные, рабочие программы»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.